Нестационарные явления в галактиках [Эрнест Апушевич Дибай] (pdf) читать постранично, страница - 8

расширением среды, сопровождающимся
уменьшением плотности вещества, но тогда должно наблюдаться длительное (так называемое «вековое») изменение интенсивностей эмиссионных линий. Действительно, по-видимому, этот эффект имеет место, но с
большим характерным временем. Между тем как реальные, четко регистрируемые изменения интенсивностей линий происходят в весьма короткие сроки. Так,
в спектре квазара ЗС 345 наблюдалось сильное изменение интенсивности так называемой резонансной линии ионизованного магния (Хо = 2908 А) за характерное
время порядка недели.
И. С. Шкловский предположил, что облака газа в
нестационарных объектах (в частности, в активных ядрах галактик) ионизуются потоком релятивистских частиц, и в случае «отключения» источника ионизации газ
за время, определяемое его плотностью, рекомбинирует
(эффект «нестационарной ионизации»). Наблюдаемые
времена переменности интенсивности спектральной линии порядка недель и месяцев соответствуют плотностям газа порядка 107—108 частиц в 1 см 3 . Интересно,
что это значение совпадает с полученным нами ранее,
но при использовании других методов (см. табл. 1).
Таким образом, в нестационарных ядрах галактик
наблюдаются как колебания интенсивности непрерывного спектра, так и интенсивности спектральных линий.
Последний эффект, как мы уже говорили, является вторичным. Иногда во внегалактических объектах наблюдается изменение обеих этих интенсивностей. Так, в квазаре ЗС 446 в течение нескольких месяцев была зарегистрирована мощная вспышка, при которой линии
спектра были «залиты» непрерывной составляющей.
После ослабления общего блеска эмиссионные линии
появились вновь. Не исключено, что отсутствие эмиссионных линий в спектрах лацертид вызвано этим же эффектом.
Большой интерес у астрономов вызывает вопрос о
возможной периодичности переменности ядер галактик.
В настоящее время, когда накоплен обширный наблюдательный материал о переменности для многих внегалактических объектов, проблема периодичности их бле32

ска более или менее прояснилась. По всей видимости,
можно сказать, что сообщения об обнаруженных периодах изменения блеска ядер галактик были ложными,
поскольку были вызваны малым количеством времени
наблюдений (по мере увеличения времени наблюдений
предлагаемые «периоды» не подтверждались новыми
наблюдательными данными). Правда, недавний анализ;
кривой изменения блеска галактики NGC 1275, проведенный на ЭВМ, дал некоторый регулярный цикл с характерным временем порядка нескольких лет. Этот
результат можно заметить на кривой блеска (см.
рис. 6) и невооруженным взглядом (крупномасштабные
волны). Однако если не рассматривать подобные длинные циклы, т. е. ограничиться только отдельными
вспышками, то расчет на ЭВМ с полной определенностью показывает, что последовательность наблюдаемых вспышек носит случайный характер.
Итак, для кривых блеска активных ядер галактик
характерны две особенности: длинные «волны» (циклы),
переменности и отдельные вспышки. Характерные времена (в данном случае, время возрастания блеска на
среднюю амплитуду) длинных циклов — порядка нескольких лет, характерные времена вспышек — недели
и месяцы. Эти характерные времена для ряда внегалактических нестационарных объектов и приведены в
табл. 2 (см. стр. 27). Отметим большое значение более
или менее непрерывных наблюдений («патрулирования») для точного определения минимальных времен:
переменности этих объектов. Такие наблюдения, проводимые у нас в стране и за рубежом, выявили минимальные времена для квазаров порядка нескольких дней„
для сейфертовских галактик — сутки, в отдельных случаях — несколько часов.

Геометрическая структура
активного ядра
Познакомившись с результатами спектрального анализа и наблюдений переменности блеска, мы можем обратиться к изучению геометрической структуры активного ядра нестационарных объектов. При этом необходимо отметить довольно малую информативность астро33

номических фотографий, получаемых с помощью наземной аппаратуры. «Неспокойствие» земной атмосферы
ограничивает изображения ядер величиной в лучшем
случае ~ 1 " , что для типичных расстояний сейфертовских галактик соответствует области с характерным
размером в несколько сот парсек ( ~ 1 0 2 1 см). Некоторое преимущество здесь имеют наблюдения, проводимые на больших телескопах с длиннофокусными спектрографами. Например, М. Уокер с помощью такого
спектрографа, установленного на 3-метровом рефлекторе
Ликской обсерватории (США), исследовал газовые облака в ядре ряда галактик (дающие эмиссионные линии
в спектре) вплоть до расстояния рт центра в 200 пс.
Интересные результаты были получены В. И. Проником
с помощью 2,6-метрового телескопа Крымской астрофизической обсерватории АН СССР.
Фотографируя
спектры сейфертовской галактики NGC 4151 при помощи спектрографа с очень узкой щелью — 0,5" (для этого пришлось